MHD Simulation of Homologous Eruptions from Solar Active Region 10930 Caused by Sunspot Rotation
太阳爆发与黑子自转的关系已被广泛报道，其内在机制有待研究。本文采用数据约束的方法对NOAA 10930活动区耀斑爆发的机制进行了全三维MHD模拟研究。我们以Hinode/SOT的磁像图为初始条件重建了位磁场，并通过在底部边界施加连续的太阳黑子旋转来驱动MHD系统。得出了大喷发前的关键磁结构和预形成的电流片，这是造成多阶段复杂MHD演化的原因。主要的喷发是直接触发的快速重联在预形成的电流片以上的主极性反转线之间的两个主要磁极的AR。此外，我们的模拟显示同源喷发成功。在相对强度、能量释放、X射线和Hα特征以及喷发时间间隔等方面与观测结果有较好的一致性。此外，模拟中第一次爆发前太阳黑子的旋转角度也接近观测值。我们的模拟提供了一个不同于许多以前的研究基于理想的不稳定性的扭曲磁通量绳的情况下，并显示了太阳黑子的旋转和磁重联有效地产生同源喷发的连续能量注入和脉冲能量释放的循环方式的重要性。
2022-08-18 astro-ph.SR
Impact of MHD Turbulence on Thermal Wind Balance in the Sun
利用线性和非线性理论结合物理参数研究了磁旋转不稳定性（MRI）及其驱动的MHD湍流在太阳内部的可能作用，提供了由日震观测反演的太阳自转廓线和太阳内部结构的标准模型。我们发现，磁共振成像场地仅限于高纬度速跃层和低纬度近地表剪切层。特别有趣的是，在速跃层周围的MRI活跃区域与指示太阳中的热成风平衡所需的急剧熵上升的区域紧密重叠。这表明MRI驱动的湍流通过异常的湍流加热和向赤道的角动量输送在维持太阳热成风平衡方面起着至关重要的作用。在速跃层周围存在的暖极可能是MRI激发的湍流活动的自然结果。
2010-11-11 astro-ph.SR
Sun-to-Earth MHD Simulation of the 14 July 2000 "Bastille Day" Eruption
太阳爆发是地球空间天气扰动的主要驱动力。极端事件特别令人感兴趣，不仅因为它们构成的科学挑战，而且还因为它们可能产生的社会后果。在这里，我们提出了一个磁流体动力学（MHD）模拟2000年7月14日巴士底日爆发，产生了非常强烈的磁暴。在建立了日冕和太阳风的热力学MHD模型后，我们在爆发源区的极性反转线上插入一条磁稳定的磁绳，通过边界流引发爆发。在几分钟内，超过10^33尔格的磁能在喷发中释放出来，驱动耀斑、极紫外波和日冕物质抛射（CME），CME在外日冕中以大约1500 km/s的速度传播，接近观测到的速度。然后，我们使用日球MHD代码将CME传播到地球。因此，我们的模拟提供了一个机会，以测试如何以及现场观测的极端事件相匹配，如果喷发是从一个稳定的磁平衡态。我们发现，磁绳中心的特征与观测到的磁云非常相似，但到达时间晚了大约8.5小时，偏北15度，磁场强度弱了大约1.6倍。磁绳的前部是高度扭曲的，当它通过1 AU时表现出局部磁场集中。我们讨论这些属性的发展空间天气预测的基础上MHD模拟太阳爆发。
2018-01-18 astro-ph.SR physics.space-ph
The operationally ready full three-dimensional magnetohydrodynamic (3D MHD) model from the Sun to Earth: COCONUT+Icarus
本研究构建了从太阳到地球的 COCONUT+Icarus 全三维磁流体动力学（MHD）模型链，通过耦合日冕与日球层模型实现更真实的双峰太阳风模拟，并在 1.06 小时内完成计算，验证了其作为空间天气预报工具的运行就绪能力。
2024-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
On the low-frequency boundary of Sun-generated MHD turbulence in the slow solar wind
研究了慢太阳风湍流加热和加速的新方面。本文研究了太阳大气和太阳风中阿尔文波湍流谱下界的物理意义，论证了这一自然参数的意义。通过分析和定量处理的问题，我们表明，截断的波谱从较低的频率侧，这是一个后果的太阳磁场结构和它的周期性变化，结果显着减少的产热和加速率。一个适当的分析与现有的观测数据和缓慢的太阳风启动的情况下考虑的问题的联系。
2012-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Data-driven MHD simulation of a sunspot rotating active region leading to solar eruption
本文通过数据驱动MHD模拟再现NOAA 12158活动区黑子旋转引发的太阳爆发，揭示垂直电流片快速磁重联是触发爆发的关键机制。
2023-08-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Radiative Cooling in MHD Models of the Quiet Sun Convection Zone and Corona
我们提出了一系列的数值模拟安静的太阳等离子体线程的磁场，从上层对流区延伸到低日冕。我们讨论了一个有效的，简化的近似物理的光学厚辐射传输通过表面层，并调查对流湍流的影响，在最初的单极（开放领域）地区的太阳大气层的磁结构。我们发现，净坡印亭通量低于表面是平均指向内部，而在光球层和色球层的电磁能的净流量是向外进入日冕。由快速辐射冷却驱动的这些层之间的翻转对流运动似乎是电磁能反向通量的能量来源。
2011-06-10 astro-ph.SR
A Fresh Look into the Interaction of Exoplanets Magnetosphere with Stellar Winds using MHD Simulations
本研究利用 GAMERA MHD 代码模拟不同恒星与行星类型的星际磁场相互作用，并探讨了轨道距离与潮汐锁定对磁层-电离层系统总功率的影响。
2024-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Inevitable consequences of ion-neutral damping of intermediate MHD waves in Sun-like stars
在太阳大气的背景下，我们重新研究中性和电离物质的作用，在耗散的有序能量的中间模式MHD波成热。我们解决守恒方程的流体动力学和氢和氦电离阶段，沿封闭管的磁场。首先，我们研究了日冕加热突然停止的条件下日冕等离子体的演变。我们发现，冷（$< 10^5$ K）结构形成持续数小时。中等振幅的MHD波可以通过离子中性碰撞加热等离子体，具有足够的能量率以支持等离子体对抗重力。然后我们从较冷的大气开始研究计算。计算表明，热的（$> 10^4 $）K长（$>$几μ m）等离子体管也是以同样的机理产生的。我们推测这些解决方案的相关性，以观察到的太阳和类似的恒星，其大气层中渗透着新兴的磁场和对流搅拌的属性。也许这个基本过程可能有助于解释太阳过渡区中“冷环”的存在以及过渡区线的广泛组成部分的产生。从这样一个简单的，也许是不可避免的机制产生电离氢可能是一个重要的一步，寻找更复杂的机制，需要产生温度超过10 $^6$ K的日冕，独立于恒星的金属丰度。
2020-08-08 astro-ph.SR
MHD Simulation of the Inner-Heliospheric Magnetic Field
在MHD程序CRONOS中，以日心距为10个太阳半径处的径向磁场图为边界条件，模拟了从旋转太阳向外辐射出的三维日球层内太阳风。磁场的输入数据是利用太阳黑子群观测数据和电流片源表面模型进行太阳表面通量输运建模的结果。在几个进步，这使得更高的角分辨率比可比的观测数据从天气磁图。其他MHD量所需的初始条件，获得以下的经验方法，使用磁通管膨胀和径向太阳风速度之间的反比关系。对典型的太阳极小和极大条件进行了计算，得到了相应的直到地球轨道的太阳风状态。在将后者与观测数据成功比较之后，它们可用于驱动日光层外模型。
2013-03-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Proper Orthogonal and Dynamic Mode Decomposition of Sunspot Data
高分辨率太阳观测显示了磁流体波动的复杂结构。我们应用POD和DMD技术，利用强度时间序列识别太阳黑子中的主导MHD波模式。POD技术用于找到空间正交的模式，而DMD技术识别时间正交性。在这里，我们表明，结合POD和DMD的方法可以成功地识别香肠和扭结模式的太阳黑子本影具有近似圆形的横截面形状。
2020-10-16 astro-ph.SR
MHD wave transmission in the Sun's atmosphere
MHD波在太阳大气中的传播与太阳的磁场拓扑结构密切相关。例如，磁场能够降低声波的截止频率，从而允许原本会被捕获在光球层以下的波传播到高层大气中。另一个例子是，MHD波可以在声速等于阿尔文速度的高度传输或转换为其他形式的波。我们利用IBIS实验提供的大视场的优势，研究了在两个高度的太阳大气中的波的传播，作为采样的光球Fe 617.3 nm的谱线和色球Ca 854.2 nm的谱线，其与本地磁场的关系。通过对Hinode SOT/SP资料的分光偏振反演，我们还发现了光球功率谱与磁场倾角之间的关系;特别地，对于5分钟波，在25 \degree附近以及对于3分钟波，在15 \degree附近具有明确的透射峰值。我们提出了一个基于波传输理论的非常简单的模型来解释这种行为。最后，功率谱和色球放大谱的分析表明存在纵向声波沿磁场线。
2011-08-23 astro-ph.SR
Propagation of the 2012 March Coronal Mass Ejections from the Sun to Heliopause
2012年3月，太阳展示了非凡的活动。特别是，活动区NOAA AR 11429发射了一系列大的日冕物质抛射（CME），当它随太阳从东向西旋转时，STEREO成像。这些持续的喷发预计将产生一个席卷日光层的扰动物质的全球外壳。在地球附近观测到一组激波和行星际日冕物质抛射（ICME），并使用MHD模型从1 AU向外传播。瞬态流相互作用，这擦除源的记忆，并导致一个大的合并的相互作用区域（MIR）与前一个冲击。MHD模型预测，激波和和平号将在2013年4月22日左右达到120 AU，这与旅行者1号探测到的射电辐射周期和银河系宇宙射线的瞬态扰动时间吻合得很好。这些结果对于了解日冕物质抛射在外层日光层中的“命运”是很重要的，并提供了太阳风层顶位于距离太阳约120天文单位的信心。
2014-05-23 astro-ph.SR physics.space-ph
On standing sausage waves in photospheric magnetic waveguides
通过研究位于太阳低层大气中磁波导的截面积和强度的振荡，我们的目标是探测和识别磁流体动力学（MHD）香肠波。通过采集一系列高分辨率的孔隙和太阳黑子图像，并结合小波分析和经验模态分解（EMD），使磁流体动力学波分析成为可能。在本文中，两个太阳黑子和一个孔（与光桥）被选为代表性的例子MHD波导在太阳低层大气。太阳黑子和太阳孔的周期从4分钟到65分钟不等。太阳黑子支持比孔隙更长的周期-通常使最大孔隙振荡周期增加一倍或四倍。所有这些结构显示区域振荡指示MHD香肠模式和在区域和强度之间的同相行为，提出安装的证据，这些波导内的慢香肠模式的存在。在低太阳光球层的三种不同的磁波导中探测到了快、慢MHD香肠波的存在。此外，这些振荡是潜在的驻波谐波支持的波导夹在垂直之间的温度最低在较低的太阳大气和过渡区。通过太阳磁震学的方法，驻波谐振可以使我们深入了解光球磁流体波导的亚分辨率结构。
2013-12-05 astro-ph.SR
Using Realistic MHD Simulations for Modeling and Interpretation of Quiet-Sun Observations with the Solar Dynamics Observatory Helioseismic and Magnetic Imager
太阳大气是非常动态的，许多重要的现象在小尺度上发展，在太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）仪器的观测中无法解决。为了对观测结果进行正确的校准和解释，研究小尺度结构和动力学对HMI观测值（如多普勒频移、连续谱强度、谱线深度和宽度）的影响非常重要。我们使用3D辐射流体动力学模拟的湍流对流层和大气的太阳，和光谱偏振辐射转移代码研究的观测特性的Fe I 6173 A线的HMI观测安静的太阳区域。我们使用的建模结果来调查的敏感性的线多普勒频移等离子体速度，也等离子体温度和密度的敏感性的线参数，并确定有效的线形成高度的观测太阳区域位于不同的距离盘中心。这些估计对于日震学测量的解释是重要的。此外，我们考虑了各种中心到边缘的影响，如对流蓝移，日震旅行时间的变化，和“凹”太阳效应，并表明模拟可以定性地再现所观察到的现象，表明这些影响与太阳动力学和辐射转移的复杂相互作用。
2015-06-04 astro-ph.SR
Dynamical evolution of a magnetic cloud from the Sun to 5.4 AU
磁云（MC）是行星际日冕物质抛射（ICME）的一个特殊子集，形成大尺度的磁通量绳。在这项工作中，我们分析了一个特定的MC（1998年3月观察到）使用{ \it原位}的两个航天器的意见大致对准太阳，第一个在1 AU的太阳和第二个在5.4 AU。我们研究了MC膨胀，随之而来的磁场强度和质量密度的下降，以及所谓的全球理想MHD不变量的可能演变。我们描述的MC在这两个航天器使用不同的模型和计算相关的全球性的数量（磁通量，螺旋度和能量）在两个日光距离的磁配置。我们还将这个结构追溯到太阳，以便找到它的太阳源。我们发现在5.4AU处磁绳发生了明显的畸变。然而，我们能够在磁绳中心被越过之前分析数据，并将其与1 AU的观测结果进行比较。从观察到的磁场和质量密度的衰减，我们量化如何各向异性的膨胀，以及随之而来的变形的通量绳有利于横截面的纵横比在5.4 AU的$\approx 1.6$（较大的方向垂直于太阳的径向方向）。我们量化的理想MHD不变量和磁能在这两个位置，并发现，不变量几乎是保守的，而磁能衰减预期的膨胀率found. The使用的MHD不变量连接结构在太阳和行星际介质的支持，这多航天器的研究结果。我们还得出结论，当地的无量纲膨胀率，这是计算从一个单一的航天器观测到的速度剖面，是非常准确的预测通量绳在太阳风的演变。
2011-08-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Simulating the interaction of a non-magnetized planet with the stellar wind produced by a sun-like star using the FLASH Code
磁流体动力学（MHD）流体与固体相互作用的研究在物理学中具有重要意义，因为它产生了许多重要的物理现象，如行星与其宿主恒星产生的恒星风相互作用。有几种计算工具可以用来模拟流体动力学和MHD流体，例如FLASH代码。在这个代码中，有一个功能，它允许在域中的刚体的位置进行模拟。然而，它是可用的，并测试纯流体动力学的情况下，只有。我们的目标是适应现有的FLASH资源，使一个刚体的位置在MHD的情况下，这样一个计划，产生模拟的非磁化行星与恒星风产生的类太阳恒星。此外，我们认为这颗行星没有重要的大气层。我们的分析集中在行星周围的密度、磁场和速度的模式上，以及粘性对这些模式的影响。最后，一个改进的方法的方法提供给其他感兴趣的用户。
2019-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Numerical MHD Simulations of Solar Magnetoconvection and Oscillations in Inclined Magnetic Field Regions
太阳黑子半影区是强垂直磁场区（黑子本影区）和宁静太阳之间的过渡区。半影具有精细的磁结构，其特征在于磁场线向表面倾斜。通过对倾斜磁场区太阳对流的数值模拟，对半影区的对流结构和Evershed外流提供了解释。本文利用辐射MHD模拟方法研究了磁场倾角对垂直速度振荡功率谱的影响。结果表明，在高度倾斜的磁场的情况下，共振模式峰值向更高的频率强烈移位。倾斜场的频移明显大于类似强度的垂直场区域的频移。这与快MHD波的行为是一致的。
2010-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.data-an
The generation and damping of propagating MHD kink waves in the solar atmosphere
将太阳上层大气加热到一百万度以上和将太阳风加速到每秒几百公里所需的非热能的来源仍然不清楚。提供所需能量通量的一种机制是不可压缩的扭转阿尔文和扭结磁流体动力学（MHD）波，它们是由太阳普遍而复杂的磁场支持的磁主导波。特别是，最近已经观察到传播的MHD扭结波在整个太阳大气中无处不在，但是，直到现在，扭结波能量在整个太阳大气中传输的关键细节还不清楚。在这里，无处不在的波被利用的统计研究在高度动态的太阳色球层。这个大规模的调查允许确定色球扭结波速度功率谱，一个缺失的环节，必要的确定光球和日冕之间的能量传输。最重要的是，功率谱包含的证据表明，水平光球运动是在静止的太阳扭结波产生的主要机制。此外，测量的日冕功率谱的比较，揭示频率依赖的传输配置文件表明有增强阻尼的扭结波在较低的日冕。
2014-01-28 astro-ph.SR
Direct Numerical Simulations of Reflection-Driven, Reduced MHD Turbulence from the Sun to the Alfven Critical Point
我们提出了直接数值模拟的非均匀约化磁流体动力学（RMHD）之间的太阳和阿尔文临界点的湍流。这是第一次考虑太阳风外流速度和背景太阳风的径向不均匀性而不近似控制方程中的非线性项的模拟。RMHD湍流是由从太阳发射的向外传播的阿尔文波（$z^+$波动）驱动的，这些阿尔文波经过部分非WKB反射产生向日传播的阿尔文波（$z^-$波动）。我们提出了十个模拟与不同的值的相关时间$τ_{\rm c\,\sun}^+$和垂直相关长度$L_{\perp \sun}$向外传播的阿尔文波（AW）在冠状基底。我们发现，15%至33%的$z^+$能量发射到日冕之间的日冕基地和阿尔文临界点消散。输入能量的33%至40%用于太阳风外流，22%至36%作为$z^+$波动通过$r=r_{\rm A}$的模拟边界逃逸。$z^\pm$功率谱的标度类似于$k_\perp^{-α^\pm}$，其中$k_\perp$是垂直于$\vec{B}_0$的平面中的波数。在我们的模拟中，$τ_{\rm c\,\sun}^+$的最小值（$\sim 2 \mbox{min}$）和$L_{\perp \sun}$的最大值（$2\times 10^4 \mbox{km}$），我们发现$α^+$随着$\ln(r)$的增加近似线性地减小，在$r=11.1 R_{\sun}$处达到1.3的值。我们用较大的$τ_{\rm c\,\sun}^+$值进行的模…
2013-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Detection of wave activity within a realistic 3D MHD quiet sun simulation
本文提出基于离散傅里叶变换和频率滤波的新方法，在Bifrost真实三维MHD宁静太阳模拟中探测局域波动活动，发现涡旋边界处存在磁声波并可能通过黏性加热耗散，为太阳大气能量输运研究提供新途径。
2025-04-16 astro-ph.SR
Over-expansion of coronal mass ejections modelled using 3D MHD EUHFORIA simulations
日冕物质抛射（CME）是在太阳附近观测到的大规模喷发。它们正在穿越日光层，并可能与地球环境相互作用，造成干扰，甚至损坏新技术仪器。大多数时候，它们的物理条件（速度、密度、压力）只能在太空中的一个点进行测量，不可能获得这些参数在从太阳到地球的旅程中变化的信息。我们的目标是了解一组三个特定快晕日冕物质抛射的内部物理参数的演变。这些日冕物质抛射是在2002年7月15日至18日之间发射的。令人惊讶的是，在地球附近观测到的相关行星际日冕物质抛射（ICME）的等离子体密度很低，在一种情况下甚至非常低。我们利用EUHFORIA模型模拟了CME在背景太阳风中的传播。我们在0.1天文单位处设置了初始条件，首先用锥模型，然后用线性无力spheromak模型。通过调整CME的初始参数，得到了ICME的速度、密度和到达时间的模拟结果与观测值之间的较好的一致性。特别是，这是通过增加初始磁压力，使快速膨胀是在内部日光层诱导。这意味着发展首先，我们表明，一个磁配置与力的平衡接近太阳减轻EUHFORIA假设有关的初始匀速。第二，过度膨胀的喷射磁配置在内部日光层是一个合理的起源在一些ICME中观察到的低密度在1 AU。现场观测到的极低密度可能是三个ICME中两个快速膨胀的日冕起源。
2022-07-07 astro-ph.SR physics.space-ph
MHD Modeling of the Near-Sun Evolution of Coronal Mass Ejection Initiated from a Sheared Arcade
针对剪切磁拱起源的日冕物质抛射（CME），本文通过全球日冕MHD模拟研究其近太阳演化及与太阳风的相互作用，揭示了CME前能量积累、启动机制、三部分结构特征及MFR的旋转偏转行为，为CME数据驱动建模奠定基础。
2025-02-20 astro-ph.SR
Photospheric downflows observed with SDO/HMI, HINODE, and an MHD simulation
太阳表面的下行流被怀疑在对流区的动力学中起着重要作用。我们调查的长期存在的下行流，其影响的太阳内部和外层。我们研究了SDO和Hinode航天器观测到的多普勒和磁图集以及MHD模拟。所有的对齐序列，这是从卫星的运动和跟踪的差分旋转校正，被用来检测在光盘中心的宁静太阳的长期持续的下降流。为了了解太阳表面以下的流动结构，使用了时距局部日震学。24小时多普勒序列的3D数据立方体（x，y，t）的检查使我们能够检测到13个持续的下行流。它们的寿命在3.5到20小时之间，尺寸在2”到3”之间，速度在-0.25到-0.72公里/秒之间。这些持续的下降流总是充满了幅度高达600 G的磁场。日震反演使我们能够描述持续的下行流，并将其与视野中的其他（非持续）下行流进行比较。持续的下降流似乎渗透得更深，在一个良好的形成的漩涡的情况下，涡度保持其完整性的深度约为5微米。在MHD模拟，只有亚弧秒下降流检测到没有证据的漩涡的大小在太阳表面的观测。来自星载的长时间序列使我们能够显示长期持续的下降流与磁场一起存在。它们穿透太阳内部，但也与光球中日冕环的锚定有关，表明下行流和日冕活动之间存在联系。一个链接表明，在安静的太阳上的EUV气旋可能是加热日冕的有效方法。
2021-03-04 astro-ph.SR
Simulations of Stellar Magnetoconvection using the Radiative MHD Code `StellarBox'
真实的数值模拟，即，那些最少使用特别建模的方法，对于理解太阳和其他恒星内部和大气的复杂湍流动力学及其磁活动和变化的基本机制至关重要。本文的目标是提出一个详细的描述和测试结果的可压缩辐射MHD代码，'StellarBox'，专门开发用于模拟对流区，表面和大气的太阳和中等质量的恒星。该程序采用四阶Padé空间微分格式和四阶Runge-Kutta时间积分格式求解三维完全耦合可压缩MHD方程。辐射转移方程求解使用Feautrier方法的双向射线追踪和不透明度分箱技术。该代码的一个具体特点是实施亚网格尺度MHD湍流模型。根据计算网格和可用处理器的数量自动配置数据结构，以实现良好的负载平衡。我们目前的测试结果，并说明了代码的能力，模拟颗粒对流的太阳和一组主序星。结果揭示了这些恒星近表面湍流对流的实质性变化，这反过来又影响了表面磁场的性质。例如，在太阳的情况下，最初均匀的垂直磁场往往会自组织成紧凑的（孔隙状）磁性结构，而在质量更大的恒星中，不会形成这样的结构，并且磁场或多或少均匀地分布在粒间通道中。
2015-07-29 astro-ph.SR
Observations of ubiquitous compressive waves in the Sun's chromosphere
对观测到的太阳大气层的加热和动力学负责的机制的细节仍然是一个谜。磁流体动力学（MHD）波被认为在这一过程中发挥了至关重要的作用。虽然不可压缩波在离临边太阳大气观测中普遍存在，但其能量不易消散。我们在这里提供，第一次，在磁盘上的观测和识别并发MHD波模式，可压缩和不可压缩，在太阳色球层。观测到的普遍性和估计的能量通量与检测到的MHD波表明，色球层是一个巨大的波能水库，有可能满足色球层和日冕加热的要求。我们还能够提出一个上限的流量的观测波的能量，能够达到日冕的基础上，观测约束，这具有重要意义的建议机制（S）静态日冕加热。
2013-06-18 astro-ph.SR
Investigation of Force-Freeness of Solar Emerging Magnetic Field via Application of the Virial Theorem to MHD Simulations
太阳磁场的无力性是重建太阳新兴通量区的不可见日冕磁结构的关键，该通量区经常发生耀斑和日冕物质抛射等活动现象。我们已经进行了磁流体动力学（MHD）的模拟，调整调查的力自由新兴的磁场通过使用维里定理。我们的重点是如何力的范围内出现的磁通量区域的发展，以及它如何依赖于一个预先出现的磁场的扭曲。作为一个新兴的通量区域的发展，力的自由范围的上限不断增加，而下限渐近减少到光球压力标度高度的顺序在太阳表面。随着扭曲变小，下限增加，然后似乎饱和。我们还讨论了维里定理的适用性，不断变化的太阳上的磁结构。
2014-10-21 astro-ph.SR
Connecting the Sun and the Solar Wind: The First 2.5 Dimensional Self-consistent MHD Simulation under the Alfvén Wave Scenario
太阳风来自炽热而稀薄的日冕。早期使用1.5维模拟的研究表明，在光球中产生的阿尔文波通过非线性模式转换过程在日冕加热中发挥重要作用。为了同时理解日冕加热和太阳风加速的物理学，重要的是将从光球层到行星际空间的区域视为一个单一的系统。我们进行了2.5维，自洽的磁流体动力学模拟，覆盖从光球到行星际空间的第一次。我们在球坐标系下精心设置网格点，处理了密度反差较大的大气中的Alfvén波，成功地模拟了由于地表对流运动而从炽热的日冕中喷出的太阳风。足点运动沿开口磁通量管激发阿尔文波，这些波在非均匀介质中向上传播时经历波反射、阿尔文模到慢模的非线性模转换和湍流级联。这些过程导致阿尔文波的消散和太阳风的加速。结果表明，慢波耗散产生的激波加热是日冕加热过程的基础，而湍流级联和激波加热则是太阳风的驱动力。
2012-01-25 astro-ph.SR
Spectral analysis of 3D MHD models of coronal structures
我们研究极紫外发射线光谱来自三维磁流体力学模型的结构在日冕。为了在数值实验中研究光球层磁活动增加的影响，在光球层施加了比太阳高得多的磁通量密度。因此，我们可以期待我们的结果突出太阳和更活跃但仍像太阳的恒星之间的差异。我们讨论了从这些模型合成的极紫外线发射线中看到的签名，并将其与过渡区和日冕中形成的线中多普勒频移的空间分布和时间演变中发现的签名进行比较。这是主要的兴趣，以测试质量的基本磁流体动力学模型加热日冕，即电流在日冕驱动的光球运动（磁通编织）。
2009-04-15 astro-ph.SR
Direct Imaging of Magnetohydrodynamic Wave Mode Conversion Near a 3D Null Point on the Sun
本文利用SDO/AIA观测首次直接成像太阳三维磁零点附近快模式MHD波向慢模式波的转换，并观测到伪冕流中的衰减横向振荡和准周期III型射电暴，证实了理论预测的日冕模式转换现象。
2024-03-29 astro-ph.SR
Intermittent heating in the solar corona employing a 3D MHD model
我们调查的空间和时间的演化加热的冷恒星，如我们的太阳在三维磁流体动力学（3D MHD）模型的日冕。我们解决了三维MHD问题的数值在一个盒子中的（太阳）日冕的一部分。能量平衡包括沿磁场的斯皮策热传导和光学薄辐射损失。自洽加热机制是基于对流光球层中磁场线的编织。光球运动引起的磁应力在大气中产生电流，通过欧姆耗散加热日冕。虽然水平平均的量，如加热速率，温度或密度，是相对恒定的时间，模拟日冕是高度可变的和动态的，平均达到温度和密度在观察中发现。最强的加热每个粒子被发现在从色球到日冕的过渡区。加热集中在与磁场大致对齐的电流片中，并且在时间和空间上是瞬态的。这支持了许多小的加热事件加热日冕的想法，通常被称为纳米耀斑。
2011-05-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Atmosphere Radiative Transfer Model Comparison based on 3D MHD simulations
太阳光谱辐照度（SSI）在不同时间尺度上的重建对于理解地球气候对SSI变化的响应至关重要。SSI变化的驱动因素被理解为太阳上存在的磁性特征相对于大部分非磁性安静太阳的强度对比。然而，不同的光谱合成代码导致SSI变异性的发散投影。在这项研究中，我们比较了三种不同的辐射转移代码，并进行了详细的分析，他们的性能。我们进行光谱合成在连续波长为665 nm的代码太阳辐照度（COSI），和Rybicki-Hummer（RH），和芝加哥大学的马克斯普朗克辐射MHD（MURaM）代码的三个三维MHD模拟快照，一个非磁性的情况下，MHD模拟与100 G，200 G磁场强度。我们确定了光谱合成码的强度分布、强度差和强度比。我们确定，最大的差异起源于最场浓度发生在颗粒间车道。总的来说，所应用的辐射转移代码给出了一致的强度分布。此外，对于特定的100 G和200 G快照，作为磁场强度的函数的强度变化在2-3%的范围内一致。
2021-09-06 astro-ph.SR
Probing the Sun with ALMA: observations and simulations
ALMA将通过提供与目前可用的毫米波长观测相比在空间分辨率和灵敏度上的飞跃，开启太阳研究的新篇章。在准备ALMA的过程中，我们进行了大量的观测测试和最先进的辐射MHD模拟。在这里，我们回顾了最好的太阳毫米波观测。使用最先进的辐射MHD模拟的太阳大气，我们展示了巨大的潜力ALMA观测揭示太阳色球层的性质。我们表明，ALMA不仅将提供一个可靠的探测色球的热结构和动力学，它也将开辟一个强大的新的诊断磁场在色球高度，一个根本上重要的，但迄今知之甚少的参数。
2015-08-24 astro-ph.SR
Low-frequency Alfven Waves Produced by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet
太阳日冕是一个热的，动态的，高度磁化的等离子体环境，其能量来源尚未得到很好的理解。该能源的一个主要竞争者是磁流体动力学（MHD）波或湍流波动的耗散。许多日冕和太阳风的波加热模型都假设这些波动起源于太阳光球层或光球层以下。然而，本文研究的想法，磁重联可能会产生一个额外的源的MHD波在一个渐进的高度范围内的低日冕。本文用含时混合极性磁场的蒙特卡罗模拟来预测重联驱动的日冕MHD波的性质。与光球驱动波相比，这些波的总功率通常很小，但它们的频率要低得多。重连驱动波在周期超过约30分钟时开始主导总功率谱。因此，他们可能需要考虑到，以了解低频幂律谱观测日冕分光偏振和现场粒子/场仪器。这些低频阿尔芬波应该携带更多的磁能比动能，因此，他们可能会产生较少的非热多普勒展宽（与光球驱动的高频波相比），在太阳边缘上方观测到的发射线。
2018-05-30 astro-ph.SR
An Evolution and Eruption of the Coronal Magnetic Field through a Data-Driven MHD Simulation
本文提出了一种基于零 beta 近似的新数据驱动 MHD 模拟代码，通过使用太阳黑子运动产生的真值数据，成功再现了日冕磁场的扭转、磁通量绳的形成及其爆发过程。
2022-10-14 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Fluctuations in a Sunspot Chromosphere
4米级太阳望远镜具有无与伦比的分光偏振精度和灵敏度，在这个新时代取得的仪器进步将使色球磁场及其动态的研究具有前所未有的细节。在这方面，光谱偏振诊断可以提供宝贵的洞察磁流体动力学（MHD）波过程。MHD波，特别是与特定波模相关的阿尔夫维尼波动，最近被认为是不仅加热太阳大气外层和加速太阳风的重要机制，而且也是在太阳日冕和其他类日恒星中观察到的元素丰度异常（也称为第一电离势; FIP）效应的重要机制。在这里，我们利用国家的最先进的和独特的光谱偏振IBIS观测调查强度和圆偏振（CP）波动之间的关系在太阳黑子色球。我们的研究结果表明，在一个补丁，对应于一个狭窄的范围内的磁场倾角的强度和CP波动之间的明确联系。这表明在太阳黑子中存在阿尔夫维尼克扰动。
2020-09-11 astro-ph.SR
Triangulation Tracking of a Radially Propagating MHD Wave in the AIA 1600 Acoustic Power Maps in Active Region 12193
几十年来，人们已经确定，太阳耀斑释放的能量激发了在太阳表面传播的声波振荡（Wolff 1972）。据信，这些耀斑可以激发活跃区域的速度振荡，特别是那些发生过更高级别太阳耀斑的区域（Kumar 2006）。然而，问题是如何在这样一个混乱的环境中的声振荡的行为可以诞生其他波的MHD类型。我们能观察到这样的事件吗？
2018-03-06 astro-ph.SR
Self-consistent Simulations of Alfven Wave Driven Winds from the Sun and Stars
我们回顾我们最近的阿尔芬波驱动风的结果。首先，我们给出了从光球到行星际区域太阳风的自洽一维MHD模拟结果。在这里，我们强调阿尔芬波的反射在密度分层日冕和太阳风的重要性。我们还介绍了Fujimura & Tsuneta（2009）最近的HINODE观测，该观测可能探测到横向（Alfvenic）波的反射特征。然后，我们展示了红巨星阿尔芬波驱动风的结果。本文解释了大气性质从稳定日冕风到间歇色球风的变化，并讨论了随着恒星演化，表面重力的减小对波反射的影响。本文还讨论了MHD湍流引起的吸积盘风的异同。
2010-01-14 astro-ph.SR
Properties of Umbral Dots as Measured from the New Solar Telescope Data and MHD Simulations
我们研究了在中等大小的太阳黑子中检测到的明亮的本影点（UD），并将其统计特性与最近的MHD模型进行了比较。该研究基于大熊太阳天文台新太阳望远镜记录的高分辨率数据和太阳黑子的3D MHD模拟。使用自动检测代码，在46分钟长的数据集中检测和跟踪观察到的生存时间超过150 s的UD。在光球（低色球）数据中共检测到1553（620）个UD。我们的主要发现是：i）所分析的UD中没有一个是精确圆形的，ii）直径-强度关系仅在明亮的阴影区域中成立，以及iii）UD速度与它们的寿命成反比。虽然几乎所有的光球UDs都可以在低色球层图像中识别，但一些小的紧密间隔的UDs在低色球层中作为单个集群出现。在低色球和光球中似乎都存在慢移动和长寿命的UDs，而在光球图像中主要检测到快移动和短寿命的UDs。与3D MHD模拟的比较表明，平均而言，两种类型的UD显示非常相似的统计特征。然而，i）每单位面积上观测到的UD的平均数量小于模型UD的平均数量，并且ii）平均而言，模型UD的直径略大于观测到的直径。
2011-11-17 astro-ph.SR
The Sun as a Laboratory for Plasma Physics
与太阳磁场有关的几种现象（冷黑子、热日冕、太阳耀斑、太阳风）统称为太阳活动。本文讨论了如何使用MHD方程来理解太阳磁场是如何由发电机过程产生的，然后引起这些不同的活动，使太阳成为高磁雷诺数（在引言末尾定义）极限下等离子体物理的最佳实验室。
2018-08-30 astro-ph.SR
Driving solar coronal MHD simulations on high-performance computers
当今研究的质量通常严格限制于代码对许多处理器的可用计算能力和可扩展性。例如，解决太阳日冕的加热问题需要对等离子体动力学和磁场进行最真实的描述。数值求解太阳上小活动区域（AR）的磁流体动力学（MHD）描述需要在当前高性能计算（HPC）硬件上进行数百万小时的计算。这项工作的目的是描述边界条件和数据输入/输出（IO）策略的有效并行化方法，这些策略允许更好地扩展到数千个处理器（CPU）。在优化之前和之后对MHD代码进行测试，以比较AR上方的冠状MHD模型的性能和可扩展性。我们提出了一个新的边界条件，非垂直磁场在光球，我们接近现实的压力增加光球以下。这样，磁通量束随着深度而变窄，并且磁通密度相应地增加。通过HPC友好的边界条件和IO策略，可扩展性提高了一个数量级以上。这项工作还描述了必要的推动方法，以驱动MHD模型与观测到的磁场从太阳的光球。此外，我们提出了高层和低层大气边界条件（光球和朝向外日冕），包括沼泽层，以减少扰动之前，他们到达边界。总而言之，这些方法能够比以前的模型更真实地模拟AR上方的日冕加热问题-仅仅是因为能够有效地并行使用大量CPU。
2019-08-22 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.plasm-ph
An Optimization Principle for Computing Stationary MHD Equilibria With Solar Wind Flow
在这项工作中，我们描述了一个数值优化方法计算固定MHD平衡。新开发的代码是基于非线性力自由优化原理。我们使用天气矢量磁图作为边界条件来模拟日冕。在大约两个太阳半径以下，等离子体$β$和阿尔文马赫数$M_A$很小，稳态MHD的磁场结构基本上与非线性无力场相同，而在日冕的更高处（$β$和$M_A$大于1），等离子体和流动效应变得很重要，稳态MHD和无力结构明显偏离。新的方法允许重建的冠状磁场进一步向外比势场，非线性力或静磁模型。这样，该模型可能有助于为太阳轨道器和帕克太阳探测器上的遥感和现场仪器的联合观测提供磁连通性。
2020-10-06 astro-ph.SR
Modeling the Young Sun's Solar Wind and its Interaction with Earth's Paleomagnetosphere
我们提出了一个集中的参数研究太阳风磁层相互作用的年轻的太阳和地球，$~3.5$ Ga ago，依赖于磁流体动力学（MHD）模拟的太阳风和磁层。通过模拟静止的年轻太阳和太阳风，我们可以将MHD模拟结果传播到地球磁层，并得到一个物理上真实的太阳强迫。我们评估了年轻的太阳风对日冕基底密度、太阳黑子位置和磁场强度、偶极磁场强度以及太阳自转周期变化的敏感程度。从这个分析中，我们得到了一个合理的太阳风条件的古磁层可能受到的范围。文献中的尺度关系表明，年轻的太阳会有不同于现在太阳的质量通量。我们评估如何与上述因素的质量通量的变化，并确定这个和其他几个关键的太阳和磁层变量的重要性，就其对古磁层的影响。我们改变了太阳风的速度，密度，行星际磁场强度和方向，以及地球的偶极子磁场强度和倾斜在一些稳态的情况下，是年轻的太阳-地球相互作用的代表。这项研究是为了更全面地了解太阳-地球相互作用对行星大气演变的影响而进行的第一步。
2011-01-31 astro-ph.SR
Magnetic connectivity between the light bridge and penumbra in a sunspot
光桥是太阳黑子内常见的突出结构。它的存在通常会触发太阳黑子的大量动力学，并对太阳黑子的演化产生持久的影响。然而，轻型桥梁的基本结构仍然没有得到很好的理解。在这项研究中，我们使用高分辨率的分光偏振数据获得的太阳光学望远镜搭载的日之出卫星分析的磁和热结构的光桥在\AR。我们还结合了高节奏的$1700\unitÅ$通道数据提供的大气成像组件板载的太阳动力学天文台研究这座桥上的动态。我们发现在这座桥的两端有一对蓝色和红色的多普勒频移斑，这种模式似乎是由磁场的水平分量引导的对流运动，与这座桥的脊柱对齐。成对的上下运动意味着光桥可能有两条腿或波动的磁场。在两端检测到$1700\unitÅ$带通发射强度的显著四分钟振荡，其与成对的蓝移和红移斑块重叠。光桥和半影处的振荡信号彼此高度相关。虽然它们在光球层的空间上是分开的，但周期性似乎有一个共同的起源。因此，我们推断光桥和半影可能共享一个共同的磁源，并在光球层通过磁对流而破碎。
2020-03-09 astro-ph.SR
Three-dimensional kinetic-MHD model of the global heliosphere with the heliopause-surface fitting
本文详细介绍了我们的太阳风（SW）与本地星际介质（LISM）相互作用模型的最新版本。该模型已被应用于分析莱曼α吸收光谱对附近的恒星和分析的太阳和日光层天文台/SWAN数据。Katushkina等人（本期）使用模型结果分析IBEX-Lo数据。与此同时，这一模式的细节尚未公布。这是一个三维（3D）动力学-磁流体动力学（MHD）模型，考虑了SW和星际等离子体（包括SW中的$α$粒子和LISM中的氦离子），太阳和星际磁场，以及星际氢原子。在模型中还考虑了SW的纬度依赖性和星际气体相对于太阳的实际流动方向。非常重要的是，我们的数值代码是以这样一种方式开发的，即在模型中不允许任何穿过太阳层顶的数值扩散或重连。日光层电流片在理想磁流体力学中是一个旋转不连续的，可以用运动学的方法来处理。在本文中，我们特别关注的日光层磁场的影响和太阳纬度的SW依赖。
2015-09-29 astro-ph.SR physics.space-ph
MHD wave modes resolved in fine-scale chromospheric magnetic structures
在过去的十年中，由于显着改善的空间和时间分辨率的色球数据，磁流体动力学（MHD）波在这个迷人的太阳大气层的研究已经上升到太阳物理学研究的前沿。在这篇综述中，我们首先回顾的挑战和辩论，表现在MHD波模式识别在精细尺度色球磁结构，包括针状，纤维和斑驳。接下来，我们继续讨论如何准确识别MHD波模式的过程中也有一个至关重要的作用，估计他们的波能通量。这对于估计磁流体动力学波对太阳大气加热的可能贡献是至关重要的。最后，我们详细介绍了如何在色球MHD波研究的进展也使我们能够，第一次，实施尖端的磁震技术，提供了新的见解低太阳大气层的次分辨率等离子体结构。
2015-05-05 astro-ph.SR
Influence of Magnetic Helicity in MHD
观测表明，太阳的磁场具有螺旋结构。磁场位形中的螺旋度含量是系统动力学演化的一个重要约束。由于螺旋度是与链接的数量，我们调查的配置与联锁磁通量环和一个与未链接的环。结果表明，影响磁场衰减的不是磁管的连接方式，而是磁螺度的含量。
2011-08-23 astro-ph.SR
Magnetic launching and collimation of jets from the disk-magnetosphere boundary: 2.5D MHD simulations
我们使用轴对称磁流体动力学（MHD）模拟来研究吸积磁化恒星的磁盘磁层边界出现的射流的发射和准直。我们的分析表明，物质从吸积盘的内缘流入喷流。它沿着从磁盘向上延伸的磁力线被磁加速，同时被磁箍缩力准直。在我们用于分析的参考运行中，射流中的物质穿过盘上方几个R_* 的Alfvén表面和盘上方~13 R_* 的快磁声表面。在更大的距离上，磁压力比总物质压力小几倍，但磁力继续加速和校准喷流。在稳定状态下，我们观察到的物质喷射吸积比约为0.2。在不同的模拟运行中，我们在模拟区域的顶部测量了Θ \approx 4°和20°之间的半开角范围，这取决于流出物中的磁化程度。我们考虑的情况下，恒星经历时代的高吸积（如EXOR，FUOR，和CTTS）的恒星磁层强烈压缩的传入吸积盘。对于一个典型的EXor（质量为0.8 M_sun，半径为2 R_sun），以~10^-5 M_sun/yr的速度吸积，我们测量了喷流的极向速度，范围从喷流外缘的30 km/s到喷流内缘的260 km/s以上。总的来说，这些模型可以应用于各种磁化恒星--白矮星、中子星和棕矮星--它们表现出高吸积周期。
2011-11-03 astro-ph.SR
Ensemble Forecasts of Solar Wind Connectivity to 1 Rs using ADAPT-WSA
本文提出基于ADAPT-WSA模型的集合预报方法，将太阳风连通性表示为概率分布，以高效计算方式反映复杂源区配置，为空间天气预报提供支持。
2023-09-15 astro-ph.SR physics.space-ph
The polarization signature of photospheric magnetic fields in 3D MHD simulations and observations at disk center
在利用太阳光球层的三维MHD模拟确定元素丰度之前，必须确保模拟中存在正确的磁通量。磁通量的存在改变了太阳光球层的热结构，从而影响丰度测定和太阳光谱辐照度。我们比较的偏振信号在盘中心观测的太阳光球在安静的太阳区域的斯托克斯光谱计算的基础上的3D MHD模拟的平均磁通量密度约为20，56，112和224 G。这种方法使我们能够找到与观察结果最匹配的模拟运行。分别使用Hinode SP、TIP、POLIS和GFPI进行观察。我们在可见光（630 nm）和近红外（1083和1565 nm）的几个光球谱线中确定全斯托克斯轮廓的特征量。我们发现，退化模拟的强度图中出现的异常颗粒可以追溯到一个最初的规则颗粒图案，在空间退化之前，在颗粒间通道中有许多亮点。模拟中的线性极化信号几乎完全与强磁通量浓度的冠层有关，而与磁通量出现的瞬态事件无关。我们发现，在模拟中的平均垂直磁通量密度应小于50 G，重现所观察到的偏振信号在安静的太阳互联网络。大约35 G的值给出了SP、TIP、POLIS和GFPI观测的最佳匹配。
2017-05-18 astro-ph.SR
Linking the Sun to the Heliosphere Using Composition Data and Modelling. A Test Case with a Coronal Jet
我们对日冕和日光层的形成和演变的理解与我们正确解释遥感和现场观测数据的能力有关。在这方面，能够正确地将现场观测与其在太阳上的源区联系起来是解决这个问题的关键。在这项工作中，我们的目标是测试这种连接的诊断方法。本文利用2010年8月2日在活动区11092观测到的日冕喷流作为我们连通性方法的检验。这结合了太阳EUV和原位数据与磁场外推，大规模MHD建模和FIP（第一电离势）偏置建模，以提供一个全球性的图片，从源区的喷流，其可能的签名在1AU。我们的数据分析揭示了在射流附近的外流区域的存在，这些区域在开放的磁通量区域内，并且呈现与FIP模型结果一致的FIP偏置。在我们的图片中，这些开放区域之一是候选喷流源。使用反向映射技术，我们确定了这个太阳等离子体在ACE航天器的到达时间。原位数据显示等离子体和磁场参数变化的特征，FIP偏置与射流材料的可能通过一致。我们的研究结果突出了遥感和现场协调观测的重要性，作为解决连通性问题的关键。我们讨论我们的结果，鉴于最近的太阳轨道器发射，目前提供这样的独特的数据。
2021-10-12 astro-ph.SR physics.space-ph
The Sun at millimeter wavelengths V. Magnetohydrodynamic waves in a fibrillar structure
本文利用 ALMA Band 6 高时间分辨率观测数据，研究了太阳色球暗纤维结构中的磁流体力学波，检测到亮度温度、位移和宽度的振荡，揭示了驻波与传播波共存的 kink 和 sausage 模式，证明了 ALMA 探测动态纤维结构的能力。
2024-11-21 astro-ph.SR
Fast and Differentiable MHD Surrogate for Solar Wind using Neural Operator
University Corporation for Atmospheric Research（大气研究大学联盟）；Space Weather TREC, University of Colorado（科罗拉多大学空间天气TREC）；Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）；National Center for Atmospheric Research（国家大气研究中心）；University of Michigan（密歇根大学）
本文提出SNOW，一种基于神经算子的快速可微代理模型，用于全球MHD太阳风模拟，在单GPU上不到一秒生成完整三维解，并保持物理结构准确性。
2026-10-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
MHD study of planetary magnetospheric response during extreme solar wind conditions: Earth and exoplanet magnetospheres applications
背景：恒星风和行星际磁场改变了行星磁层的拓扑结构。因此，直接暴露于恒星风的危险影响，例如对绕地球运行的卫星的完整性或系外行星的可居住性的影响，取决于空间天气条件。目的：这项研究的目的是分析类地磁层对各种空间天气条件和行星际日冕物质抛射的反应。计算了磁层顶间距、开闭场线边界和等离子体流向行星表面的流动。研究方法：我们使用球坐标系下的MHD程序PLUTO对恒星风的动压和温度以及行星际磁场强度和方向进行了参数化研究。所分析的参数范围从正常的空间天气条件到极端的空间天气条件，这些条件与太阳主序的当前和早期地球轨道上的日冕物质抛射相一致。此外，分析了亚阿文太阳风配置对地球和系外行星磁层的影响。结果如下：即使在超级日冕物质抛射期间，在赤道纬度的地球日侧，太阳风的直接降水也是极不可能的。另一方面，在沿着太阳主序的早期演化阶段，一旦太阳自转速率至少快了$5$倍（<4.4亿年），地球表面在日冕物质抛射期间直接暴露在太阳风中。如今，高轨道、地球同步轨道和中轨道的卫星在日冕物质抛射期间直接暴露于太阳风，因为地球日侧的部分轨道超出弓形激波的鼻部。
2022-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
